stringtranslate.com

Протопланетный диск

Изображение HL Tauri , полученное с помощью большой миллиметровой решетки Атакамы [1] [2]

Протопланетный диск — это вращающийся околозвездный диск из плотного газа и пыли, окружающий молодую недавно образовавшуюся звезду, звезду T Тельца или звезду Хербига Ae/Be . Протопланетный диск также можно считать аккреционным диском самой звезды, поскольку газы или другой материал могут падать с внутреннего края диска на поверхность звезды. Этот процесс не следует путать с процессом аккреции, который, как считается, приводит к образованию самих планет. Фотоиспаряющиеся протопланетные диски, освещаемые снаружи, называются проплидами .

Формирование

Изображение 2009 года, показывающее части звезд, которые предполагают некоторые доказательства наличия протопланетного диска в зависимости от их звездного возраста в миллионах лет; Выборки представляют собой близлежащие молодые скопления и ассоциации. [3]

Протозвезды образуются из молекулярных облаков , состоящих в основном из молекулярного водорода . Когда часть молекулярного облака достигает критического размера, массы или плотности, она начинает разрушаться под действием собственной гравитации . По мере того, как это коллапсирующее облако, называемое солнечной туманностью , становится более плотным, случайные движения газа, изначально присутствующие в облаке, усредняются в сторону направления чистого углового момента туманности. Сохранение углового момента приводит к увеличению вращения по мере уменьшения радиуса туманности. Это вращение приводит к тому, что облако расплющивается — подобно тому, как формируется плоская пицца из теста — и принимает форму диска. Это происходит потому, что центростремительное ускорение от орбитального движения сопротивляется гравитационному притяжению звезды только в радиальном направлении, но облако остается свободным схлопываться в осевом направлении. Результатом является формирование тонкого диска, поддерживаемого давлением газа в осевом направлении. [4] Первоначальный коллапс занимает около 100 000 лет. По истечении этого времени звезда достигает температуры поверхности, аналогичной температуре звезды главной последовательности той же массы, и становится видимой.

Теперь это звезда Т Тельца. Аккреция газа на звезду продолжается еще 10 миллионов лет, [5] прежде чем диск исчезнет, ​​возможно, его сдует звездным ветром молодой звезды , или, возможно, он просто перестанет испускать излучение после окончания аккреции. Возраст самого старого протопланетного диска, обнаруженного на сегодняшний день, составляет 25 миллионов лет. [6] [7]

Протопланетный диск. Смоделированный спиральный рукав в сравнении с данными наблюдений. [8]

Протопланетные диски вокруг звезд Т Тельца отличаются от дисков, окружающих основные компоненты тесных двойных систем, размерами и температурой. Протопланетные диски имеют радиусы до 1000 а.е. , и только самые внутренние их части достигают температуры выше 1000 К. Их очень часто сопровождают самолеты .

Протопланетные диски наблюдались вокруг нескольких молодых звезд нашей галактики. Наблюдения космического телескопа Хаббл показали, что в туманности Ориона формируются проплиды и планетарные диски . [9] [10]

Считается, что протопланетные диски представляют собой тонкие структуры с типичной вертикальной высотой, намного меньшей, чем радиус, и типичной массой, намного меньшей, чем у центральной молодой звезды. [11]

В массе типичного протопланетного диска преобладает газ, однако наличие пылинок играет важную роль в его эволюции. Пылинки защищают среднюю плоскость диска от энергичного излучения из космоса, создавая мертвую зону, в которой магниторотационная неустойчивость (МРТ) больше не действует. [12] [13]

Считается, что эти диски состоят из турбулентной оболочки плазмы, также называемой активной зоной, которая окружает обширную область покоящегося газа, называемую мертвой зоной. [13] Мертвая зона, расположенная в средней плоскости, может замедлять поток вещества через диск, что препятствует достижению устойчивого состояния.

Остатки сверхновой, образующие планетообразующий материал .

Планетарная система

Иллюстрация художника, дающая простой обзор основных областей протопланетного диска, очерченных линией сажи и инея, которая, например, наблюдалась вокруг звезды V883 Ориона . [14]

Небулярная гипотеза формирования Солнечной системы описывает, как, как полагают, протопланетные диски эволюционировали в планетные системы. Электростатические и гравитационные взаимодействия могут привести к срастанию частиц пыли и льда в диске в планетезимали . Этот процесс конкурирует со звездным ветром , который вытесняет газ из системы, а также с гравитацией ( аккреция ) и внутренними напряжениями ( вязкость ), которые втягивают вещество в центральную звезду Т Тельца. Планетезимали составляют строительные блоки как земных планет, так и планет-гигантов. [15] [16]

Модель протопланетного диска

Считается , что некоторые спутники Юпитера , Сатурна и Урана образовались из меньших околопланетных аналогов протопланетных дисков. [17] [18] Образование планет и спутников в геометрически тонких, богатых газом и пылью дисках является причиной того, что планеты расположены в плоскости эклиптики . Спустя десятки миллионов лет после образования Солнечной системы, несколько внутренних аетарных единиц Солнечной системы, вероятно, содержали десятки тел размером от Луны до Марса, которые аккрецировались и консолидировались в планеты земной группы, которые мы сейчас видим. Луна Земли, вероятно, образовалась после того, как протопланета размером с Марс косо столкнулась с прото-Землей примерно через 30 миллионов лет после образования Солнечной системы.

Диски обломочные

Вокруг многих близлежащих звезд были обнаружены бедные газом диски околозвездной пыли, возраст большинства из которых находится в диапазоне от ~10 миллионов лет (например, Бета Живописца , 51 Змееносца ) до миллиардов лет (например, Тау Кита ). Эти системы обычно называют « дисками мусора ». Учитывая более старый возраст этих звезд и короткую жизнь частиц микрометрового размера вокруг звезд из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона , столкновений и радиационного давления (обычно от сотен до тысяч лет), считается, что эта пыль образовалась в результате столкновений. планетезималей (например, астероидов , комет ). Следовательно, диски обломков вокруг этих примеров (например , Вега , Альфека , Фомальгаут и т. д.) не являются настоящими «протопланетными», а представляют собой более позднюю стадию эволюции дисков, где внесолнечные аналоги пояса астероидов и пояса Койпера являются местом столкновений, генерирующих пыль. между планетезималями.

Связь с абиогенезом

Согласно недавним исследованиям компьютерных моделей , сложные органические молекулы , необходимые для жизни , могли образоваться в протопланетном диске из пылевых частиц , окружающем Солнце , еще до образования Земли. [19] Согласно компьютерным исследованиям, этот же процесс может происходить и вокруг других звезд , приобретающих планеты . [19] (См. также «Внеземные органические молекулы ».)

Галерея

Смотрите также

Викискладе есть медиафайлы, связанные с протопланетными дисками.

Рекомендации

  1. ^ Джонатан Уэбб (6 ноября 2014 г.). «Формирование планеты запечатлено на фотографии». Би-би-си .
  2. ^ «Рождение планет раскрыто в удивительных деталях на «лучшем изображении за всю историю» ALMA» . НРАО. 06.11.2014. Архивировано из оригинала 6 ноября 2014 г.
  3. ^ Мамаек, Э.Э.; Усуда, Томонори; Тамура, Мотохидэ; Исии, Мики (2009). «Начальные условия формирования планет: время жизни первичных дисков». Материалы конференции AIP . 1158 : 3–10. arXiv : 0906.5011 . Бибкод : 2009AIPC.1158....3M. дои : 10.1063/1.3215910. S2CID  16660243.
  4. ^ Прингл, Дж. Э. (1981). «Аккреционные диски в астрофизике». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 19 : 137–162. Бибкод : 1981ARA&A..19..137P. doi : 10.1146/annurev.aa.19.090181.001033.
  5. ^ Мамаек, Э.Э.; Мейер, MR; Хинц, премьер-министр; Хоффманн, ВФ; Коэн М. и Хора Дж. Л. (2004). «Ограничение времени жизни околозвездных дисков в зоне планет земной группы: исследование в среднем инфракрасном диапазоне 30-миллионной ассоциации Тукана-Часы». Астрофизический журнал . 612 (1): 496–510. arXiv : astro-ph/0405271 . Бибкод : 2004ApJ...612..496M. дои : 10.1086/422550. S2CID  16366683.
  6. ^ Уайт, Р.Дж. и Хилленбранд, Луизиана (2005). «Долгоживущий аккреционный диск вокруг обедненной литием двойной звезды Т Тельца». Астрофизический журнал . 621 (1): L65–L68. arXiv : astro-ph/0501307 . Бибкод : 2005ApJ...621L..65W. дои : 10.1086/428752. S2CID  17532904.
  7. ^ Каин, Фрейзер; Хартманн, Ли (3 августа 2005 г.). «Планетарный диск, который отказывается расти (интервью с Ли Хартманном об открытии)». Вселенная сегодня . Проверено 1 июня 2013 г.
  8. ^ «Протопланетный диск: имитация спирального рукава и данные наблюдений» . Проверено 30 октября 2015 г.
  9. ^ Риччи, Л.; Робберто, М.; Содерблом, Д.Р. (2008). «Космический телескоп Хаббл/Усовершенствованная камера для исследований Атлас протопланетных дисков в Большой туманности Ориона». Астрономический журнал . 136 (5): 2136–2151. Бибкод : 2008AJ....136.2136R. дои : 10.1088/0004-6256/136/5/2136. ISSN  0004-6256. S2CID  123470043.
  10. ^ О'делл, CR; Вонг, Кван (1996). «Картирование туманности Ориона космическим телескопом Хаббла. I. Обзор звезд и компактных объектов». Астрономический журнал . 111 : 846. Бибкод : 1996AJ....111..846O. дои : 10.1086/117832 . ISSN  0004-6256.
  11. ^ Армитидж, Филип Дж. (2011). «Динамика протопланетных дисков». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 (1): 195–236. arXiv : 1011.1496 . Бибкод : 2011ARA&A..49..195A. doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102521. S2CID  55900935.
  12. ^ Бальбус, Стивен А.; Хоули, Джон Ф. (1991). «Мощная локальная сдвиговая неустойчивость в слабо намагниченных дисках. I - Линейный анализ. II - Нелинейная эволюция». Астрофизический журнал . 376 : 214–233. Бибкод : 1991ApJ...376..214B. дои : 10.1086/170270. Архивировано из оригинала 2 декабря 2020 г.
  13. ^ аб Гамми, Чарльз (1996). «Слоистая аккреция в дисках Т Тельца». Астрофизический журнал . 457 : 355. Бибкод : 1996ApJ...457..355G. дои : 10.1086/176735. Архивировано из оригинала 17 ноября 2021 г.
  14. ^ «Вспышка звезды открывает вид на линию водного снега» . Проверено 15 июля 2016 г.
  15. ^ Лиссауэр, Дж. Дж.; Губицкий О.; Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Бибкод : 2009Icar..199..338L. дои : 10.1016/j.icarus.2008.10.004. S2CID  18964068.
  16. ^ Д'Анджело, Г.; Вайденшиллинг, С.Дж.; Лиссауэр, Джей Джей; Боденхаймер, П. (2014). «Рост Юпитера: усиление аккреции ядра за счет объемной оболочки малой массы». Икар . 241 : 298–312. arXiv : 1405.7305 . Бибкод : 2014Icar..241..298D. дои : 10.1016/j.icarus.2014.06.029. S2CID  118572605.
  17. ^ Кануп, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (30 декабря 2008 г.). Происхождение Европы и галилеевых спутников . Пресса Университета Аризоны . п. 59. arXiv : 0812.4995 . Бибкод : 2009euro.book...59C. ISBN 978-0-8165-2844-8.
  18. ^ Д'Анджело, Г.; Подолак, М. (2015). «Захват и эволюция планетезималей в околозвездных дисках». Астрофизический журнал . 806 (1): 29 стр. arXiv : 1504.04364 . Бибкод : 2015ApJ...806..203D. дои : 10.1088/0004-637X/806/2/203. S2CID  119216797.
  19. ^ аб Московиц, Клара (29 марта 2012 г.). «Строительные блоки жизни могли образоваться в пыли вокруг молодого Солнца». Space.com . Проверено 30 марта 2012 г.
  20. ^ «Идеальный голос в DSHARP в ALMA» . www.eso.org . Проверено 28 января 2019 г.
  21. ^ «Хаббл обнаруживает космическую тень летучей мыши в Хвосте Змеи» . www.spacetelescope.org . Проверено 5 ноября 2018 г.
  22. ^ «Молодая планета создает сцену» . www.eso.org . Проверено 26 февраля 2018 г.
  23. ^ «Кормление маленькой звезды пыльным гамбургером» . www.eso.org . Проверено 15 мая 2017 г.
  24. ^ «Весенняя уборка в младенческой звездной системе». www.eso.org . Проверено 3 апреля 2017 г.
  25. ^ "Бульвар Разорванных колец" . Проверено 21 июня 2016 г.
  26. ^ Харрингтон, JD; Виллар, Рэй (24 апреля 2014 г.). «РЕЛИЗ 14-114 Астрономическая криминалистика обнаружила планетарные диски в архиве НАСА Хаббла». НАСА . Архивировано из оригинала 25 апреля 2014 г. Проверено 25 апреля 2014 г.
  27. ^ Би, Цзяцин; и другие. (2020). «Г.В. Ори: Взаимодействие между системой тройной звезды и ее околотройным диском в действии». Астрофизический журнал . 895 (1). Л18. arXiv : 2004.03135 . Бибкод : 2020ApJ...895L..18B . дои : 10.3847/2041-8213/ab8eb4 .

дальнейшее чтение